Phân bố tần số cho các lớp độ sáng trong Dải Ngân hà là gì?

Tôi đang làm việc trên một khái niệm trò chơi thực hiện một số mô phỏng nhẹ về các lớp sao và độ sáng thực tế. Cụ thể, tôi muốn mô hình hóa gần đúng tần số chung của các lớp và độ sáng của các ngôi sao trong Dải Ngân hà.

Một số nguồn, bao gồm cả mục nhập của Wikipedia về phân loại sao, hiển thị biểu đồ bao gồm phân phối tần suất để phân loại quang phổ : phân loại OBAFGKM. Vậy là tốt rồi.

Điều tôi gặp khó khăn khi tìm kiếm là bất kỳ biểu đồ phân phối tần số nào tương tự như biểu đồ nhưng đối với các loại độ sáng của HERkes: Ia +, Ia, Iab, Ib, II, III, IV, V, tiểu lùn và lùn. Tôi có một bản sao của cơ sở dữ liệu Hipparcos, trong đó có trường "Loại quang phổ", nhưng nó là văn bản không mạch lạc. Tuy nhiên, tôi có thể viết một số mã để phân tích các giá trị trong trường đó để cố gắng thu được số lượng lớn các loại độ sáng trong khoảng 116.000 sao đó ... nhưng tôi hơi bối rối rằng không có biểu đồ nào như vậy tồn tại ở đâu đó trên Internetland . (Hoặc là hoặc tìm kiếm của tôi yếu hơn bình thường.)

Nếu bất cứ ai cũng có thể chỉ cho tôi một biểu đồ phân phối tần số cho các loại độ sáng được ghi chú ở trên hoặc đề xuất một cách đơn giản hợp lý để tôi tự tính toán các giá trị đó, tôi sẽ đánh giá cao nó.

EDIT : Vì tò mò, tôi đã tiếp tục và tự phân tích đơn giản các trường phổ từ bộ dữ liệu Hipparcos.

Trong số 116472 hàng, chỉ 56284 (ít hơn một nửa) cung cấp dữ liệu lớp độ sáng trong trường Phổ. 56284 hàng đó đã bị hỏng theo cách này:

Ia0 16 0,03%
Ia 241 0,43%
Iab 191 0,34%
Ib 694 1,23%
Tôi 17 0,03%
II 1627 2,89%
III 22026 39,13%
IV 6418 11,40%
V 24873 44,19%
VI 92 0,16%
VII 89 0,16%

Lưu ý: Khoảng hơn 1000 hàng đã cho một / hoặc giá trị cho lớp độ sáng (ví dụ: "M1Ib / II"). Trong những trường hợp này, tôi chỉ tính giá trị đầu tiên được cung cấp. Điều này có lẽ sai lệch kết quả một chút so với việc đếm cả hai lớp độ sáng.

Tôi vẫn rất tò mò muốn biết liệu có ai khác đã tạo ra hoặc đặt một bảng tần số tương tự cho các lớp độ sáng không, nếu chỉ để xem cách phân tích rất tầm thường của tôi so sánh.

star milky-way luminosity

— Bart Stewart
nguồn

Một ý tưởng thú vị mà tôi có lẽ đã được nghiên cứu ở đâu đó. Nhưng chỉ để bình luận, tôi nghĩ vấn đề này sẽ phải đối mặt với sự lựa chọn nghiêm trọng. Tôi không chắc chính xác mẫu Hipparcos của bạn chứa gì, nhưng hãy nhớ rằng các ngôi sao sáng hơn sẽ dễ nhìn thấy hơn. Vì vậy, những gì bạn có thể cần làm, ví dụ, chỉ giảm danh sách cho những ngôi sao đó đủ gần để nếu chúng nhỏ hơn ngôi sao mờ nhất, bạn vẫn có thể nhìn thấy chúng. Bằng cách đó, mẫu gần với "hoàn thành" hơn và không bị sai lệch do thiếu các ngôi sao bạn không thể nhìn thấy.

— Warrick

Cảm ơn @Warrick và tôi đồng ý. Bộ dữ liệu Hipparcos thực sự chỉ bao gồm một số lượng cực nhỏ các ngôi sao và thiên về các ngôi sao gần Trái đất. Vì vậy, tôi không ngạc nhiên nếu khoảng 50.000 sao mà lớp sáng được đưa ra không phải là mẫu đại diện. Tin vui là nhiệm vụ Gaia được đưa ra vào năm 2013 được cho là cuối cùng sẽ cung cấp dữ liệu tương tự trên 1 tỷ ngôi sao - vẫn chỉ bằng 1/100 dải Ngân hà, nhưng khá là cải tiến. Trong khi đó, tôi đang làm việc với những gì có để làm việc. ;)

— Bart Stewart

Hmmm ... Tôi hoàn toàn không thể biết anh ta lấy số của mình từ đâu, nhưng tham chiếu cho bảng đó trên Wikipedia có một bảng (Bảng 1) với tần suất tương đối của các loại sao khác nhau. Nếu bạn chỉ bin, ngôi sao được tính là một hàm có độ lớn tuyệt đối, tôi tưởng tượng bạn có thể xác định tần số tương đối của các lớp độ chói.

— Warrick

Tôi bắt đầu viết một câu trả lời, nhưng nhận ra rằng điều này không thể thực hiện được với danh mục Hipparcos. Bảng của bạn không chính xác vì sai lệch được chỉ ra bởi @Warrick. Người khổng lồ là rất hiếm , siêu anh hùng là superrare . Đây chỉ đơn thuần là một chức năng của thời gian sống tương đối của các pha này và khối lượng của các ngôi sao đi qua chúng. Hipparcos hầu như không chứa bất kỳ sao lùn M nào, vốn là đối tượng rộng lớn nhất. Một ước tính sơ bộ sẽ là 1-2% người khổng lồ và có lẽ ít hơn 100 lần siêu sao.

— Rob Jeffries

@BartStewart Tỷ lệ phần trăm khổng lồ đến từ số lượng sao tiến hóa mà bạn thấy trong một mẫu địa phương (1%). Xem iopscience.iop.org/article/10.1088/0143-0807/24/2/303 Con số cho các siêu sao chỉ là một dự đoán dựa trên độ hiếm tương đối của> 10 ngôi sao khối lượng mặt trời và độ ngắn của pha AGB.

— Rob Jeffries

Câu trả lời:

Đây là cách bạn thực hiện "đúng" cho dữ liệu Hipparcos. Như Warrick đã chỉ ra một cách chính xác, những gì bạn đã làm trong câu hỏi của bạn là thiên vị ồ ạt đối với các ngôi sao khổng lồ và siêu lớn, thực sự tạo thành một nhóm rất nhỏ các ngôi sao.

Bạn phải tạo thành một mẫu giới hạn khối lượng . Để làm điều này, sắp xếp các ngôi sao theo khoảng cách (1 / thị sai) và chọn một điểm cắt. Mẫu của bạn sẽ luôn không đầy đủ, nhưng khoảng cách của bạn càng bị cắt đi, nó sẽ càng không đầy đủ và nó sẽ trở nên không hoàn chỉnh đối với các ngôi sao phát sáng nội tại hơn.

$>10$

EDIT: Điều này đã khơi gợi sự quan tâm của tôi một lần nữa, vì vậy tôi có một giải pháp thực tế (gần đúng), dựa trên quy trình gồm hai phần. Phần đầu tiên liên quan đến một bài báo mà tôi đã viết (thực tế là một thí nghiệm đại học) dựa trên 1000 ngôi sao gần nhất với Mặt trời (từ danh mục Gliese & Jahreiss CNS3). Mẫu này gần như hoàn chỉnh xuống đến giữa các sao lùn M, vì vậy mọi thứ khác tôi nói, và kết quả tôi đưa ra, chỉ áp dụng cho một mẫu sao lớn hơn thế.

Nếu bạn nhìn vào mẫu 1000 ngôi sao gần đó, bạn có thể nói ngay điều gì đó về số lượng tương đối của các loại sao khác nhau trong đĩa Thiên hà (nói điều gì đó về các ngôi sao ở bất kỳ nơi nào khác trong Thiên hà có nhiều sự không chắc chắn hơn). Một biểu đồ cường độ màu được hiển thị bên dưới và từ đây chúng ta thấy rằng:

Mặt trời là một trong những ngôi sao sáng nhất - sáng hơn 95% so với các ngôi sao khác.

Khoảng 6% dân số là sao lùn trắng (mặc dù một số ít sao lùn trắng già vẫn có thể bị thiếu trong mẫu). Điều này thật ý nghĩa. Nếu bạn tích hợp một hàm khối lượng điển hình giả sử chỉ có các ngôi sao lớn hơn khoảng 1 thậm chí đã có thời gian để trở thành sao lùn trắng, thì đây là những gì bạn nhận được. $M_{\odot}$

Chỉ có 0,9% dân số là những người khổng lồ. Lý do cho điều này là chỉ một tỷ lệ nhỏ các ngôi sao đủ lớn để tiến hóa thành người khổng lồ trong vòng đời của Thiên hà. Nhưng một khi chúng ở đó, thời gian sống của chúng ngắn so với giai đoạn chuỗi chính và hầu hết đã trở thành sao lùn trắng (xem ở trên).

Có một số đối tượng, có thể 0,5%, có thể được phân loại là các nhánh con, giữa chuỗi chính và các sao lùn trắng.

Vì vậy, theo nghĩa rộng: 92,5% sao (trên ) là chuỗi chính (lớp V), 6% là sao lùn trắng, 1% là người khổng lồ (lớp III) và 0,5% là các nhánh phụ (lớp VI). $\sim 0.2M_{\odot}$

Không có ngôi sao hoặc siêu sao rất lớn trong khu vực năng lượng mặt trời ngay lập tức. Đó là bởi vì chúng rất hiếm. Để có được ước tính tốt hơn, chúng ta cần xem xét một mẫu giới hạn khối lượng lớn hơn. Để làm điều này, tôi đã lấy tất cả các ngôi sao (khoảng 7000) từ danh mục Hipparcos gần hơn 50pc và cho rằng nó hoàn thành dưới độ sáng mặt trời và cho rằng những ngôi sao đó có cường độ tuyệt đối sáng hơn Mặt trời (1949 sao với đại diện cho 5% tổng dân số trong tập này. Biểu đồ cường độ tuyệt đối so với màu cho mẫu này được hiển thị bên dưới. $M_V<4.5$

Trong số 1949 ngôi sao phát sáng này, tôi thấy có khoảng 190 người là những người khổng lồ - cho một phần khổng lồ %, phù hợp với mẫu sao gần đó dựa trên số lượng nhỏ hơn. Vẫn chưa có siêu chất, ngay cả trong mẫu lớn hơn này. Do đó, các siêu sao có tần số %. tức là dưới 1 sao trên 40.000 là một siêu sao. $5\times 190/1940=0.5$ $\leq 5 \times 1/1949 = 0.0025$

— Rob Jeffries
nguồn

"Không có những ngôi sao hoặc siêu sao khổng lồ trong khu vực năng lượng mặt trời ngay lập tức. Đó là bởi vì chúng rất hiếm." Tôi chỉ tự hỏi, vậy thì sao lớn nhất hoặc siêu sao gần nhất là gì? Có lẽ là Betelgeuse?

— Fattie

Có một số ngôi sao OB trong Sco Cen vào khoảng 120pc, nhưng Betelgeuse là tôi nghĩ rằng siêu sao tuyệt vời gần nhất, chỉ hơn một chút so với điều này. @JoeBlow

— Rob Jeffries

$1/V_{\mathrm{max}}$ $F_{\mathrm{min}}$ $d_{\mathrm{max}}$

w_{Tôi} = = \frac{3}{Ω tối thiểu {(d_{m một x}, \sqrt{\frac{L_{Tôi}}{4 π F_{m Tôi n}}})}^{3} Δ L_{Tôi}},

$w_i = \frac{3}{\Omega \operatorname{min}\left(d_{\mathrm{max}}, \sqrt{\frac{L_i}{4\pi F_{\mathrm{min}}}}\right)^3\,\Delta L_i},$

Ω

$\Omega$

d_{m a x}

$d_{\mathrm{max}}$

L_{i}

$L_i$

i

$i$

Δ L_{i}

$\Delta L_i$

i

$i$

Bạn cũng sẽ cần phải tìm ra mẫu của bạn đến từ đâu. Người ta biết rằng dân số của các ngôi sao trong Dải Ngân hà thay đổi theo vị trí :

Hiện tại, thiên hà được cho là chứa hai hoặc ba quần thể phát sáng (ví dụ Wyse 1992). Đĩa mỏng và quầng sao tương ứng với Pop của Baade. I và II, tương ứng. Vẫn còn đang tranh luận là sự tồn tại của một quần thể đĩa dày có thể tương ứng với các đĩa dày được thấy trong một số thiên hà đĩa khác.

Nếu bạn giới hạn nghiên cứu của mình trong một cụm sao duy nhất, bạn thậm chí có thể khám phá tuổi của nó. Xây dựng sơ đồ Hertzsprung-Russell (HR), phân phối hai biến trên đó độ sáng nằm dọc theo một trục và đo xem các ngôi sao đang tách ra khỏi chuỗi chính là một cách để đo tuổi của cụm sao .

— Hồ Sean
nguồn